Seguimiento y guiado, por Daniel Bosch:

Todas las monturas (incluso las más caras) aún teniendo un motor en RA diseñado para compensar el movimiento de rotación de la tierra, no consiguen compensarlo de forma definitiva. Vamos a llamarle a ese movimiento de la montura "seguimiento". Una buena montura con una perfecta puesta en estación (definido como una ferfecta alineación con el eje polar), con el seguimiento tan solo se pueden hacer tomas aceptables de 30 ó 60 segundos. Esto dependerá obviamente de la focal usada. A menor focal, más tiempo que te permitirá hacer sin que se note la deriva de las estrellas.
Para eso está el guiado, definido como el proceso que lleva a corregir la divergencia que hay entre el seguimiento de la montura y la deriva de las estrellas motivada por la rotación terrestre.
¿Cómo se hace?, pues puede hacerse de dos maneras. O bien de forma manual o automática (a esta última se le conoce como autoguiado)
Sistema manual: este a su vez se podrá hacer mediante una guia fuera de eje o mediante un segundo tubo óptico acoplado al primero (en donde ira conectada la cámara). La guia fuera de eje, es como un portaocular en forma de "T". O sea que tiene una estrada acoplada al tubo óptico y dos salidas. En una va la cámara y en la otra se le coloca un ocular con un retículo en forma de cruz por lo general iluminado. Ese retículo lo apuntas a una estrella y mediante correcciones sucesivas usando de los mandos de la montura intentas que permanezca en elpunto central de la restícula. Con ello te aseguras que en encuadre de la fotografía permanezca "quieto". Así se pueden hacer tomas de varios minutos consiguiendo estrellas puntuales.
El seguimiento manual con un segunto tubo acoplado al primero se hace de igual forma pero tiene la ventaja de que la estrella "guía" puede no necesariamente estar dentro del encuadre del motivo a fotografiar por lo que se dispone de mucho mayor margen a la hora de escoger una. El inconveniente es que al requerir de un segundo tubo óptico, el peso que debe soportar la montura se incrementa y con él las posibles holguras.
El autoseguimiento se parece mucho al seguimiento manual con dos tubos. Ya te puedes imaginar que después de pasarse muchas horas frente a un oclular pendiente que la estrella guía no se moviera del centro del retículo, a álguien se le ocurrió que porqué todo eso no lo hacía un ordenador. Si en vez de mi ojo, coloco una cámara que tome imágenes en tiempo real, esta imagen la capta un ordenador. Este ordenador lleva un programa que proyecta esa imagen encima de un retículo similar al usado en el guiado manual. Sólo cabe decirle al ordenador que trasmita todos los movimientos necesarios a la montura para que esa imagen no se mueba del centro del retículo. Obviamente para hacer esto, necesitas que el PC esté conectado a su vez a la montura para que esta reciba las órdenes que se le darán.
Existe una versión "barata" en donde la cámara que toma las imágenes es una web cam y el ordenador un PC portátil y a través de una caja de relés se conecta éste con la montura. También existe el sistema tradicional con el uso de cámaras CCD con puerto de guiado o sistemas como la STV que permite hacer todo esto sin la necesidad del PC pero eso ya son sistemas de los cuales no te puedo ayudar pués no los he usado nunca.

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Velocidad de seguimiento y guiado, por ManoloL:

Hay que distinguir entre la velocidad del seguimiento que como te han indicado es la que lleva el objeto a fotografiar y que normalmente es la sideral que llevan las estrellas, y la velocidad de corrección que es la que la montura ejecuta cuando recibe ordenes de desplazamiento desde el programa de guiado.
Yo tengo dos monturas con posibilidad de autoguiado:
Una EQ3 a la que yo mismo adapté un puerto de guiado. aquí lo normal es fijar la velocidad 1X, no tiene más pequeña. En este caso y en el movimiento AR, cuando recibe orden de acelerar pasa de la velocidad de seguimiento "normal" a una velocidad doble, mientras dura el pulso. Por el contrario si recibe orden de frenar, sencillamente para el movimiento mientras dura el pulso. Nunca gira en sentido contrario por lo que en este tipo de movimiento no se generan los errores derivados de las holguras del tornillo.
En la G-11 si puedo adoptar velocidades de guiado entre 0,2 y 0,8. La normal es la 0,5. En este caso cuando recibe orden de acelerar pasa a una velocidad 1,5 (suma 0,5 a la velocidad normal) y cuando recibe orden de frenar pasa a una velocidad 0,5 (resta 0,5 de la velocidad normal). Estamos con AR y vemos que no hay ninguna inversión de movimiento, siempre actuando en el mismo sentido, con mayor o menor velocidad. Pero en el movimiento DEC no se puede aplicar este principio, pues esta corrección, si el seguimiento de la montura es bueno debe estar parada y cuando hay fallos debe actuar hacia un lado u otro, según el error. Ello origina que, cuando hay un cambio de sentido, el tornillo deba cambiar también de sentido de giro y por lo tanto apretar en el sentido contrario al previo. Por ello hay un intervalo de tiempo en que realmente no aprieta pues esta venciendo las holguras mecánicas. Es el fenómeno conocido por backlash.
Algunos, para evitar esto, alinean la montura intencionadamente con un pequeño error que genera una deriva sistemática en un solo sentido en el eje DEC. Luego se habilita la corrección DEC solo en el sentido contrario a la deriva, que va siendo corregida y cuando se produce un desajuste en el sentido contario, es la propio deriva la que lo corrige. El problema es que se esta produciendo una rotación de campo, que si la exposición es muy prolongada podria llegar a notarse.

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Darks, Flats y Bias, por Daniel Bosch:

DARK: son unas tomas que se utilizan con el objetivo de poder suprimir a la toma original los píxeles calientes así como todas aquellas imperfecciones provocadas por el calentamiento del sensor o de componentes cercanos a él y que provocan "ruido" artificial a nuestra toma. En el caso de la 350D por ejemplo se encarga de eliminar las famosas "marcas canon" que es una zona que queda sobreespuesta por el calentamiento que el sensor detecfta de componentes electrónicos de la propia cámara. Se realizan haciendo una toma de igual tiempo de exposición, temperatura e ISO que las tomas reales pero con el objetivo de la cámara tapado. Puedes hacerlas el mismo día de la sesión fotográfica (con lo que te aseguras que la temperatura exterior será la misma) o bien hacerlas en casa en situación de temperatura lo más parecido posible (se permiten desfases de +,- 5º). De hecho sueles hacer 10-15 tomas DARK y las combinas creando un promedio de elllos conocido como Marter Dark.
FLAT: el flat, creo que sirve para poder eliminat de la toma aquellas aberraciones provocadas por defectos de la óptica (básicamente viñeteos). Es por ello que deben hacerse con la cámara conactada al telescopio con la configuración exacta con la que has hecho las tomas reales. Es por ello que se deban hacer el mismo día de la sesión fotográfica. Se hacen fotografiando una superficie homogeneamente iluminada. Algunos lo hacen enfocando el cielo azul, otros una pared homogeneamente iluminada, otroan colocnado una camiseta blanca colgada y tapando el objetivo del Teles o lo que es más práctico si en la sesión cuentas con un portátil, creando una pantalla en blanco (presentación de Power Point) y tirando fotos a esa pantalla con igual ISO que las tomas reales con el selector de programas de la cámara en la posición Av. También se usan unas 15 tomas para hacer el masterflat
BIAS: finalmente el bias se usa para eliminar el ruido de lectura de la cámara. Són fáciles de hacer pues són como los DARK, pero esta vez sacados a la mayor velocidad que tu cámara te permita (en la 350D a 1:4000) o sea con el objetivo de la cámara tapado a la misma temperatura del día de las tomas. Por lo que respeta a qué ISO se deben hacer, yo he encontrado sitios que hablan de igual ISO que las tomas, y en otras ocasiones he leído a ISO 100. Al igual que los DARK y los Flats, existe la posibilidad de hacer también un masterbias si promedias un grupo de ellos (unos 10 o 15)
Todo ello se hace pues en teoría, cuando haces una toma normal, la foto que estás sacando no sólo te enseña lo que realmente forma parte del objeto fotografiado. Se entiende que cada una de las partes físicas que han realizado la toma (cámara y tren òptico) añaden a la toma defectos que deben ser "eliminados" de la toma final para obtener el objeto real puro. Se consideran estos efectos constantes por lo que al ser predecibles y reproducibles en su estado puro, pueden ser restados o eliminados de la foto global.
Cada una de las tomas que hasta ahora has hecho, no sólo te enseñan lo que has fotografiado, sino que está "sucia" con los pixeles calientes provocados por el sobrecalentamiento del sensor provocado por una exposición prolongada (DARK) por los defectos ópticos del telecopio/objetiva utilizado (FLATS) así como los defectos que genera el proceso de pasar la información del sensor al soporte digital (BIAS).
Repito, seguramente que algunas de las definiciones son muy inexactas, pero el concepto es éste.
Lo que sí es cierto es que es así como se hacen.
Lo más laborioso sin duda son los DARK, pues a una toma de 30 minutos, le corresponde unos dark de 30 minutos, y para los pocos días que dispones para hacer tomas a los objetos celestes, no te gusta tener que perder la mitad de ese preciono tiempo en hacer los DARK. Es por eso que la gente suele hacerse una librería de DARK.
Si normalmente trabajas a ISO400, luego un día en cada o un día aprovechando que está nublado, cogen un termómetro y un cronómetro y te lías a tirar Draks desde el balcón de casa a modo de:
HOY estamos a 5 grados pues, empiezo a hacer 10 tomas de 30 segundos, 10 de 1 minutos, 10 de 2 minutos, etc... hasta disponer de 10 tomas de cada una de las velocidades a las que habitualmente tiras. De esta forma cada vez que tires unas fotos a 5 grados de 2 minutos, no hace falta que empieces a hacer tomas dark en medio de la sesión, pues ya las tienes hechas previamente. Hago notar que para hacer tales tomas, no tienes que tener en absoluto la cámara conectada a ningún telescopio.Ni tan siquiera al objetivo de tu cámara. Se pueden hacer tranquilamente con la tapa del cuerpo de la cámara puesta. Ya ves que fácil es hacerlas en un triste domingo de lluvia en casa. Algunos incluso, llegan a hacerlos poniendo la cámara dentro de la nevera para poder hacer tomas a 4 grados sin necesidad de esperar una noche fresquita.

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Astrofotografía en general, por David Serrano:

Por definición, hacer fotografía a foco primario significa poner el sensor o película en el foco del tubo. Con esta técnica no se utiliza ningún objetivo y la cámara se acopla al tubo, de forma que éste se convierte en el objetivo.

La proyección por ocular es una técnica usada para obtener tomas con muchos aumentos a fin de fotografiar objetos del sistema solar. Básicamente implica el uso de un tubo de proyección (llamado tele-extender). Dentro del tele-extender se aloja un ocular para ampliar la imagen que se va a fotografiar. Dadas las altas longitudes focales que se alcanzan, es necesaria una alta precisión en la alineación y guiado.

Es necesario que la cámara tenga la posibilidad de mantener abierto el diafragma durante largos períodos de tiempo.

Las cámaras montadas sobre trípode están limitadas a exposiciones relativamente cortas (15 segundos o menos) y no se pueden usar con focales mayores a 100mm, debido a la rotación de la Tierra (360 grados en 24 horas, 15 grados en una hora, 1 grado cada 4 minutos).

Requisitos generales: cable disparador, modo B ("Bulb", para exposición indefinida), que se le pueda quitar el objetivo (a fin de hacer foco primario), adaptador en T.

Tamaño de chip sensor, zoom resultante (sólo fotografía, sin telescopios)

Hay un valor importante: el ratio entre el valor canónico de 36mm y una cámara dada. Se halla dividiendo dos valores para una focal conocida: el equivalente a 36mm y el que seria con este objetivo; todo esto suele venir indicado en la cámara. Por ejemplo en mi Nikon Coolpix 2100, que tiene zoom 3x, pone "De 4.7 a 14.1mm (de 36 a 108mm)". Comprobamos que 14.1 es el triple de 4.7 y que 108 es el triple de 36, es decir, las cuentas nos dan. Por tanto 36/4.7 debe ser igual a 108/14.1. Esto es el famoso ratio al que me refiero:

36/ 4.7 == 7.6595
108/14.1 == 7.6595

Premisa número dos: con cualquier cámara, química o digital, obtenemos un zoom de 1x cuando la focal del objetivo usado coincide con la diagonal del sensor o película. En el caso de foto química, la diagonal estándar es:

sqrt(36^2 + 24^2) == 43.2666mm

Para averiguar el tamaño del sensor de una cámara digital dada, hay que dividir ese valor canónico entre el famoso ratio. En mi caso:

43.2666/7.6595 == 5.6487

Por tanto, con la Nikon Coolpix 2100, poniendo el objetivo a 5.65mm, obtenemos un zoom de 1x. Es evidente calcular los zooms mínimo y máximo:

4.7 /5.6487 == 0.8320x
5.65/5.6487 == 1x
14.1 /5.6487 == 2.4961x

Las distancias focales equivalentes en 36mm serían:

36 /43.2666 == 0.8320x
43.27/43.2666 == 1x
108 /43.2666 == 2.4961x

Aunque he etiquetado esta sección como "sin telescopios", supongo que fotografiando a foco primario, todo esto es aplicable. Así que me aventuro a calcular los aumentos que obtendría con esta Nikon y mi telescopio de 500mm de focal en el caso hipotético de que pudiera quitarle el objetivo:

500/5.6487 == 88.5159x

Proyección por ocular

Cámara sin objetivo, pero usando ocular. La proyección por ocular nos permite multiplicar la distancia focal del telescopio por un valor, que depende de la distancia que hay entre el ocular y el sensor/película. Este multiplicador es 1 si dicha distancia equivale a la focal del ocular, y va subiendo proporcionalmente con dicha distancia.

Dado que la focal efectiva aumenta, así lo hacen también la f/ y el número de aumentos resultante.

Con números en lugar de conceptos: focal de 500, ocular de 20mm. Si ponemos el sensor a 20mm del ocular, el factor de amplificación es 1 (es decir, la distancia focal no varía: 500mm). Si lo ponemos a 40, la focal se duplica. A 60 se triplica, etc.

Ejemplo concreto:

Focal: 500mm
Apertura: 114mm
Ocular: 20mm
Distancia: 37mm

Ratio distancia/df == 37/20 == 1.85
Focal resultante = 500*1.85 = 925mm
f/ resultante = 925/114 = f/8.114
Aumentos resultantes: 925/20 = 46.25x.

Nótese que para que los rayos de luz converjan en un punto (allí donde se encuentra el sensor), es necesario que no salgan paralelos del ocular, por lo cual éste deberá estar un poco más cerca de la óptica principal de lo que estaría para observación visual. En la práctica no hay que tenerlo en cuenta, simplemente enfocar y listos, pero es bueno saberlo.

Método afocal

Cámara con objetivo y usando ocular. La distancia focal del conjunto es el resultado de multiplicar los aumentos resultantes con ese ocular por la distancia focal (equivalente para 36mm) de la cámara con ese objetivo. La distancia entre cámara y ocular no cuenta porque en ese espacio, los rayos de luz van paralelos (el ocular está en foco y la cámara la ponemos que enfoque al infinito).

Ejemplo:

Focal: 500mm
Apertura: 114mm
Ocular: 20mm
Focal del objetivo de la cámara: 50mm

Aumentos == 500/20 == 25x
Focal resultante == 25*50 == 1250mm

Un método alternativo consiste en calcular la relación entre las focales del objetivo y del ocular (ratio parecido al de proyección por ocular), y multiplicarlo por la focal del telescopio. Para el mismo ejemplo, tendríamos:

Relación objetivo/ocular == 50/20 == 2.5
Focal resultante == 500*2.5 == 1250mm

La f/ resultante se halla tradicionalmente:

f/ resultante == 1250/114 == f/11

O también multiplicando la f/ del tubo por la relación objetivo/ocular:

f/ del tubo == 500/114 == 4.3859
f/ resultante == 4.3859 * 2.5 == f/11

Este es mi intento personal e intransferible de hallar los aumentos: simplemente dividir la nueva focal entre la focal del ocular (es decir, como si no hubiera cámara).

Aumentos resultantes == 1250/20 == 62.5x

Si jugamos con la fórmula llegamos a:

1250/20 == 62.5x pero 1250 es la nueva focal, que es:
500*(50/20) / 20 == 62.5x y resolviendo:
500*50 /20 /20 == 500*50/(20*20) es decir:
Aumentos resultantes = DF * obj_df / df^2

f/

A igual diámetro, un telescopio con una relación focal más corta será mucho más luminoso que otro telescopio que tenga una relación focal más larga (pero sólo si utilizamos el mismo ocular en ambos ya que nos dará diferentes aumentos). En el que tiene una relación focal menor nos proporcionará menos aumentos y la imagen nos parecerá más brillante. Si en ambos utilizamos los mismos aumentos (diferentes oculares) veremos una imagen igualmente iluminada ya que en ambos telescopios entra la misma cantidad de luz y se ve repartida de la misma forma.

Un telescopio con una focal de 2000mm proporciona el doble de aumentos y un campo la mitad de grande que otro con una focal de 1000mm.

La luminosidad de un objetivo es inversamente proporcional al cuadrado de la f/; por ejemplo, un telescopio de f/6 es cuatro veces más luminoso que uno de f/12. Nos referimos a la luz proporcionada por el objetivo al foco primario, sin oculares.

Las lentes Barlow aumentan la distancia focal.

f/ Velocidad Tipo recomendable
-------------------------------------------
..-7 Rápido Reflector
7-12 Medio Catadióptrico
12-.. Lento Refractor

Campo

Para medir el campo en la práctica: cronometrar los segundos que una estrella del ecuador tarda en ir de un lado al otro del campo, multiplicar por 15 y tenemos segundos de arco.

Con teoría: en los oculares suele marcarse el campo aparente de ese ocular. Para averiguar cual es el campo de visión que percibimos a través de él sólo hemos de dividir el valor que pone en el ocular entre el número de aumentos que nos proporciona a través de ese telescopio. Por ejemplo, si en el ocular nos indica que tiene un campo de visión de 50º y nos ofrece 100x con un determinado telescopio tenemos que campo = 50/100 = 0.5 grados.

En una página de fotografía encontré:

campo (segundos de arco) = tamaño_sensor * (180/pi) / DF * 3600

Como no menciona nada más que el tamaño de sensor y la distancia focal, supongo que sirve perfectamente para foco primario, proyección por ocular y afocal.

Aumentos

Más aumentos acentúan una mala calidad en las ópticas. También implican menos luminosidad en la imagen, porque la luz tiene que repartirse sobre una superficie mucho más grande, y lo que apreciamos a través del ocular sólo es una pequeña parte de la imagen original (de lo que deduzco que parte de la imagen original se va a las paredes interiores del ocular o algo así).

Cuantos menos aumentos utilizamos, más grande es el cono de luz que surge del ocular, hasta que llega un punto que parte de esa luz no entra dentro de nuestros ojos ni ilumina nuestras retinas, por ser más grande que la pupila: es luz que no aprovechamos (el máximo va de 7 a 5mm según la edad).

Lo que nos define los aumentos que nos ofrece un telescopio es el ocular que acoplamos a él. Aumentos = focal del telescopio / focal del ocular. Para obtener más aumentos podemos aumentar el numerador (cambiar de telescopio a otro con focal más larga) o disminuir el denominador (cambiar de ocular a otro con focal más corta).

Decir que estamos observando un astro a 100 aumentos es equivalente a decir que lo estamos viendo como si nos encontrásemos a 1/100 de la distancia que nos separa de él, no 100 veces más grande. Para comprobarlo podemos comparar el tamaño aparente de Júpiter con el de la luna. Júpiter mide aproximadamente 34", mientras que la luna mide unos 1850". Dividiendo un valor por otro obtenemos 54.4, es decir, la luna es visualmente 54.4 veces más grande que Júpiter. Por tanto, Júpiter con 54.4 aumentos debería verse igual que la luna sin aumentos pero no es el caso, todavía es mucho más pequeño.

Aumentos necesarios para separar una estrella doble: 480 / separación angular (en segundos de arco). El ojo puede distinguir una separación de 4 minutos pero para mayor comodidad tomamos un valor de 8' (o 480", de aquí sale el número de la ecuación). Si la diferencia de magnitudes es alta, habrá que subir ese valor (el numerador de la fracción) hasta incluso 25' (1500"). Por ejemplo, para una separación de precisamente 480", hace falta un aumento de 480/480 = 1 (el ojo ya lo hace sin ayuda). Para una separación de 24" hacen falta 480/24 = 20 aumentos. Esto es simplemente para que el ojo aprecie la separación; lógicamente cuantos más aumentos, mejor.

A continuación va una pequeña tabla de aumentos. Los valores no son absolutos, sino que dependen de la abertura del telescopio. Los ejemplos entre paréntesis se refieren a un hipotético telescopio con abertura de 114mm.

Mínimos aumentos útiles ......................... 0.15*ab (17x)
Agudeza visual óptima ........................... 0.25*ab (28x)
Gran campo ...................................... 0.40*ab (46x)
Aumentos mínimos para apreciar todos los detalles (la resolución del ojo
coincide con la del telescopio) ............. 0.50*ab (57x)
Planetas, objetos Messier, uso normal ........... 0.80*ab (91x)
Estrellas dobles, uso normal con gran aumento ... 1.20*ab a 1.60*ab (137x a 182x)
Máximos aumentos útiles ......................... 2.00*ab (228x)
Estrellas dobles cercanas entre sí .............. 2.35*ab (268x)
A veces útil para estrellas dobles .............. 4.00*ab (456x)
Límite impuesto por la turbulencia atmosférica .. 500x

Abertura

La abertura de un telescopio nos define los aumentos máximos y mínimos aconsejables a utilizar con los oculares, que suelen ser el doble de la apertura (en condiciones ideales de atmósfera, óptica y tal).

Mayor abertura significa más estrellas:

5 * log(abertura) / log(10) + 2 = magnitud máxima observable

(la división por log(10) es para obtener el logaritmo decimal en lugar del neperiano). Para fotografía, podemos contar con 2 magnitudes más. Mayor abertura significa también mayor resolución:

115.8 / abertura = segundos de arco

Aquí el límite lo pone la atmósfera.

Proporciones

A igual abertura, alterando uno de los valores, estamos alterando todos los valores de la misma columna en el mismo sentido, y los de la otra columna en sentido contrario. Ejemplo: aumentando la distancia focal (digamos con una Barlow), obtenemos más aumentos, más resolución, las turbulencias se aprecian más, las estrellas se mueven más rápido (en ausencia de seguimiento, claro) y hace falta más tiempo de exposición, pero en cambio la luminosidad es menor, el campo es más pequeño y el enfoque no es tan crítico.

distancia focal luminosidad
aumentos campo observable
resolución enfoque preciso
turbulencias / vibraciones cono de luz saliente
las estrellas se mueven rápido profundidad de campo
tiempo de exposición

Pupila

Para calcular la pupila de salida, se divide la apertura del telescopio (en milímetros) por los aumentos resultantes con un ocular dado. Por ejemplo, con una apertura de 200mm, focal de 2000mm y un ocular de 20, obtenemos 100 aumentos, y la pupila de salida resultante es 200/100 = 2mm. También se puede calcular dividiendo la focal del ocular entre la f/ del telescopio (en este ejemplo, nos quedaría 20/10).

Disco de Airy

Cuando vemos una estrella con un telescopio, no distinguimos su contorno dado que las estrellas, incluso con muchos aumentos, deberían verse como puntos de luz en lugar de discos redondos (porque están muy lejos). Pero si ampliamos la imagen de una estrella a un valor de aproximadamente 2.4 aumentos por cada milímetro de apertura y miramos detenidamente, podremos ser capaces de apreciar una serie de anillos alrededor de la estrella. Esto no es la imagen ampliada de la estrella sino la consecuencia de que la abertura del telescopio es circular, y de ciertas propiedades de la luz. La imagen de una estrella que está en el centro del campo de visión nos mostrará dos cosas: un área central llamada disco de Airy y un conjunto de anillos alrededor, llamados anillos de difracción.

La luminosidad del patrón de Airy baja a un 50% (la mitad del máximo, "half maximum") en un radio de 0.514 * lambda / D (siendo lambda la longitud de onda y D el diámetro del telescopio), por tanto el ancho del disco en este punto ("ancho total a la mitad del máximo", "full width at half maximum", "FWHM") es el diámetro, es decir, el doble del radio: 1.028 * lambda / D. El disco de Airy contiene un 86% de la luz total que llega de la estrella.

El disco de Airy se hace más pequeño al aumentar el diámetro (la D está en el denominador de la ecuación anterior). Dado que contiene el mismo 86% de la luz, como es más pequeño brilla más. El aumento de brillo es proporcional a la cuarta potencia del diámetro. En teoría, al duplicar el diámetro de un telescopio, aumentos su poder de resolución en un factor de 2 y elevamos la capacidad de captación de luz en un factor de 4, pero también reducimos el área del disco de Airy en otro factor de 4, por lo que el brillo de las estrellas es 16 veces más intenso.

El llamado límite de Dawes es la mitad del tamaño angular del disco de Airy, de forma que el borde del disco de una estrella no se extiende más allá del centro del disco de otra estrella muy cercana. El valor con el que se trabaja normalmente es el doble del límite de Dawes (es decir, el diámetro del disco de Airy), de forma que los bordes de dos estrellas visualmente próximas entre sí estén en contacto.

Tamaño angular del disco de Airy en radianes:

sin (r) = 1.22*Lambda/ab (para cualquier longitud de onda (lambda))
r = sin^-1 (1.22*Lambda/ab) (despejando r)
sin (r) = .000671/ab (para Lambda = 0.000550mm (luz amarilla))

En el caso de luz amarilla con un telescopio de abertura 114mm:

sin (r) = 1.22 * 0.000550 / 114
r = sin^-1 (1.22 * 0.000550 / 114)
r = 0.000005886 radianes
r = 180/pi * 3600 * 0.000005886 = 1.214 segundos (radio)

Tamaño lineal en el plano focal:

r = 2.43932 * Lambda * f/ (Lambda va en mm)

Mismo ejemplo de antes (telescopio de focal 500, f/4.3859):

r = 2.43932 * 0.000550 * 4.3859 == .005881 mm

Por supuesto, todos estos resultados asumen que no hay ninguna atmósfera creando turbulencias. Un valor más realista no suele bajar de los 3".

Seeing: escala de Pickering

1. La estrella mide siempre el doble del tercer anillo de difracción (13").
2. La estrella mide ocasionalmente el doble del tercer anillo de difracción (13").
3. La estrella mide como el tercer anillo de difracción (6.6").
4. Se aprecia el disco de Airy y de vez en cuando algún arco de difracción.
5. Siempre se ve el disco de Airy y con frecuencia se ven arcos de difracción.
6. Siempre se ve el disco de Airy y arcos pequeños de difracción.
7. A veces el disco está definido y se pueden ver anillos de difracción enteros.
8. El disco siempre bien definido y los anillos enteros, todo en movimiento.
9. El primer anillo de difracción es estable y algunos externos a veces también.
10. Todo el patrón de difracción es estable.

Resumen ecuaciones

Abreviaturas:

DF: distancia focal del telescopio, milímetros
ab: abertura del telescopio, milímetros
df: distancia focal del ocular, milímetros
ca: campo aparente del ocular, grados

ml: magnitud límite del telescopio
re: resolución del telescopio, arcsecs
aM: aumentos máximos del telescopio
am: aumentos mínimos del telescopio
dA: aumentos necesarios para apreciar airy disk y anillos de difracción ("disk Aumentos")
dS: tamaño del airy disk ("disk Size")

au: aumentos resultantes con un ocular dado
cr: campo real resultante con un ocular dado, grados
ps: pupila de salida resultante con un ocular dado, milímetros

Para saber cosas del telescopio no necesitamos más que DF y ab:
f = DF/ab 500/114=4.3859
ml = 5*log(ab)/log(10)+2 5*log(114)/log(10)+2=12.28
re = 115.8/ab 115.8/114=1.0157"
aM = ab*2 114*2=228x
am = ab*0.15 114*0.15=17.10x
dA = ab*2.35 114*2.35=267.9x
dS = 127.1/ab 127.1/114=1.1149

Para este telescopio con un ocular dado, necesitamos también df y ca:
Con uno de 20mm, y ca 40º:
au = DF/df 500/20=25x
cr = ca/au 40/25=1.6º=1º36'
ps = ab/au = df/f 114/25 = 4.56mm, 20/4.3859 = 4.56mm

Con uno de 6mm y ca 40º:
au = DF/df 500/6=83.33x
cr = ca/au 40/83.33=0,482º=28'55.2"
ps = ab/au = df/f 114/83.33 = 1.368mm, 6/4.3859 = 1.368mm

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MÉTODOS DE ENFOQUE CON REFLEX DIGITAL (DSLR), por Xavi

1- Por visualización a través del visor de la cámara: Se apunta a una estrella brillante y se observa a través del visor de la cámara. Se va modificando el enfoque hasta conseguir ver la estrella lo más puntual posible. Quizás no sea un método muy preciso pero si el sistema dióptrico de la cámara está bien ajustado a nuestra visión puede ser eficaz. Yo lo uso casi siempre tanto para enfocar como para encuadrar y aunque parezca increíble si nuestros ojos están bien aclimatados a la oscuridad, a través del visor se ve casi lo mismo que por un ocular. Como inconveniente, en según que telescopios la posición de observción puede ser incómoda o imposible. En cualquier caso siempre es útil como primera aproximación al enfoque.

2- Por visualización a través del visor de la cámara mediante un visor acodado en ángulo: Exactamente igual que el método 1, pero con la ayuda de un visor acodado (bastante caro) que nos permite ampliar a 2,5x lo que se ve por el visor. Maxi, por ejemplo, obtiene enfoques tremendamente efectivos con ese sistema.

3- Por visualización en PC: Se apunta a una estrella brillante con la ISO más elevada posible (normalmente ISO-1600) y se realiza una exposición (normalmente entre 10 y 30 segundos es suficiente, según apertura). Se descarga la imagen al PC y se observa la imagen a máxima ampliación, si es necesario se modifica el histograma para una mejor visualización. Se va modificando el enfoque y repitiendo el proceso hasta obtener unas estrellas lo más puntuales posibles poniendo especial atención a que las estrellas más débiles no tengan forma de donut.

4- Por visualización en pantalla : Exactamente igual que el método 3, pero visualizando la imagen el la pantalla LCD de la cámara en vez de en el PC, mucho más rápido pero limitados al zoom máximo que permite la cámara (que es bastante).

5- Por máscara de Hartmann: Se construye una máscara de Hartmann:
http://billyard.servehttp.com/Hartmann.html
se apunta a una estrella brillante con la ISO más elevada posible (normalmente ISO-1600) y se realiza una exposición (normalmente entre 10 y 30 segundos es suficiente, según apertura). Se observa la imagen en pantalla ampliando al máximo y se va modificando el enfoque hasta observar que los 2 (3) triángulos (círculos) estén perfectamente superpuestos. Antonio Fernández nos explica muy bien el proceso en su web:
http://www.astrosurf.com/afernandez/equ ... _focus.htm
Yo suelo usar una máscara con 2 triángulos y el resultado es muy efectivo y relativamente rápido. No olvidar quitar la máscara una vez ajustado el enfoque para empezar a realizar las capturas

6- Por difracción (Spikes): Prácticamente igual que el método 3 pero en vez de máscara de Hartmann se utiliza una cruz en la boca del tubo construida con cinta adhesiva o cartulina. Exposiciones cortas a elevada ISO y visualización hasta conseguir unos "spikes" perfectamente finos. En newtonianos rápidos de gran apertura puede aprovecharse la araña del secundario para tal fin. En este enlace está bien explicado todo el proceso:
http://astronomy.qteaser.com/diffspike.html

7- Por software: Hay programas como MaximDL, ImagePLus, DSLRFocus,... que permiten medir el tamaño en pixels de una estrella y su brillo. Se van realizando tomas consecutivas y se va modificando ligeramente el enfoque hasta conseguir una estrella lo más pequeña posible, tal como se haría con un CCD. Normalmente hace falta un cable especial para comunicar el PC con la cámara. Cómo no he usado nunca este método no puedo decir más pero seguramente será eficaz al realizar las mediciones objetivamente.

8- Enfoque robotizado: Desconozco por completo el sistema pero debe ser lo más de lo más. Un sistema computerizado que va modificando el enfoque a través de motores y realizando las medidas del tamaño de estrella hasta conseguir un enfoque óptimo. Totalmente automático.

Otras observaciones: En cualquiera de los casos anteriores, excepto en el último que es evidente, puede resultar de gran utilidad un pequeño motor de enfoque (75 € aprox.) para realizar los ajustes con mayor precisión y/o un reloj comparador micrométrico para saber exactamente cuánto nos movemos al girar el enfocador. Hay métodos caseros como los que tienen montados pelu, nandorroloco, etc... un ejemplo:
http://www.astrofotografia.es/foro/view ... 0fa7e9fa69

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